Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Gök aydınlığı veya gece aydınlığı, gezegen atmosferlerinin yaydığı çok zayıf bir ışıktır. Dünya ele alınacak olursa, bu olgu geceleri gökyüzünün hiçbir zaman tamamen karanlıkta kalmamasına neden olur. Bu durum yıldızlardan gelen ışıklar ve güneş ışınlarının atmosferde yayılımı denklemden çıkarıldığında dahi geçerlidir.
Gelişme
Bu olgu ilk kez 1868 yılında İsveçli bilim insanı tarafından belirlendi. Bu olgu keşfedildiğinden beri konu hakkında laboratuvarlarda çalışılmış ve sürecin parçası olan çeşitli kimyasal reaksiyonların elektromanyetik enerji yaydığı gözlemlenmiştir. Bilim insanları Dünya'nın atmosferinde olabilecek süreçlerden bazılarını belirlemiş ve astronomşar bu enerji yayılımlarının varlığını doğrulamıştır.
Tanımı
Gök aydınlığı üst atmosferdeki çeşitli süreçlerin sonucudur. Gün boyu Güneş ışınları tarafından elektriksel olarak yüklenmiş moleküllerin veya atomların eski konumlarına dönmeleri, kozmik ışınların üst atmosfere çarpması ve birkaç yüz kilometre yükseklikte ana olarak oksijen ve nitrojen moleküllerinin hidroksil iyonlarıyla reaksiyonu bu süreçlere örnek olarak verilebilir. Güneş'ten gelen dağınık ışıklardan dolayı, bu olgu gündüzleri fark edilemez.
En gelişmiş teknolojilere sahip gözlemevlerinde bile gök aydınlığı, teleskopların hassaslığını görülebilir dalga boylarında kısıtlar. Kısmen bu sebepten dolayı, uzaya konuşlandırılmış Hubble Uzay Teleskobu gibi teleskoplar görünür dalga boylarında dünya yüzeyindeki teleskoplardan silik (belirsiz) nesneleri gözlemlemede çok daha iyidir.
Geceleri gök aydınlığı çıplak gözle görülmeye yetecek kadar parlak olabilir ve genellikle mavimsi renktedir. Gök aydınlığı yayılımı oldukça düzenli olmasına rağmen, yerdeki bir gözlemciye en parlak ufuk çizgisinin 10 derece yukarısında görünür. Bunun nedeni biri ne kadar yatay bakarsa o kadar derin bir gökyüzüne bakmış olur. Ancak çok düşük açılarda atmosferik radyasyon azalımı gök aydınlığının görünür parlaklığını düşürür.
Gök aydınlığı oluşma mekanizmalarından biri nitrojen atomunun oksijen atomuyla birleşip nitrik oksit (NO) oluşturmasıdır. Bu süreç sırasında bir foton yayılır ve bu fotonun dalga boyu nitrik oksidin karakteristik dalga boylarından biridir. Güneş enerjisi üst atmosferde bulunan nitrojen (N2) ve oksijen (O2) moleküllerini atomlarına ayrıştırdığından dolayı, bu işlem için gerekli olan serbest halde atomlar mevcuttur. Ve bu atomlar birbirleriyle tepkimeye girip nitrik oksit oluşturabilir. Gök aydınlığına neden olabilecek diğer atom veya moleküllere hidroksil (OH), moleküler oksijen (O), sodyum (Na) and lityum (Li), örnek olarak verilebilir (bknz. ).
Gökyüzünün parlaklığının birimi genel olarak astronomik büyüklükler bölü saniyenin (açı ölüçüsü) karesidir.
Etkilerinin hesaplanması
Öncelikle görünür büyüklükleri foton akılarına çevirmemiz lazım: bu açıkça kaynağın spektrumuna (tayf) bağlıdır, ama bunu başlangıçta göz ardı edelim. Görünür dalga boylarında S0(V), diyaframın santimetre karesi ve dalga boyunun mikrometresi başına düşen sıfırıncı kadir (parlaklık birimi) yıldızları tarafından oluşan güç miktarı parametresine ihtiyacımız vardır.
W cm−2 µm−1. Örneğin V=28 yıldızı normal bir V bandı filtresinden (
µm bant genişliği, frekansı 
Hz) gözlemlenirse, teleskop aparatına saniyede santimetrekareye düşen foton sayısı 
:
(burada 
planck sabiti, 
ise tek bir fotonun enerjisidir.)
V bandında aysız bir gecede yüksek irtifa gözlemevinde gök aydınlığından gelen yayılım V = 22'dir (saniye kare başına). Mükemmel gözlem koşullarında, bir yıldızın görüntüsü boylamasına 0.7 saniye ve alanı 0.4 saniye karedir. Yani gök aydınlığından gelen yayılım V = 23'e karşılık gelir. Foton sayısını hesaplayacak olursak 
:
Karada bulunan bir gözlemevinde 
alanlı bir teleskopta sinyalin gürültüye oranı, Poisson istatistiğine göre: (kayıpları ve deektörün gürültüsünü ihmal edersek)
dir.
Eğer 10 m çaplı karada bulunan ideal bir teleskop ve çözümlenmemiş bir yıldız varsayarsak: her saniye, büyütülmüş yıldız görüntüsünden 35, gök aydınlığından ise 3500 foton gelir. Böylece bir saatte yaklaşık 
foton gök aydınlığından, 
kaynaktan (yıldızdan) gelir; böylece S/N oranı yaklaşık 35 olur.
Bunu maruz kalma zamanı hesaplayıcılarıyla bulunan “gerçek” cevaplarla kıyaslayabiliriz. 8m'lik VLT teleskobu, FORS 24 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde . hesaplayıcısına göre 40 saatlik bir gözlem sonucu V=28’e ulaşılır. Ancak Hubble'ın aynı gözlem için sadece 4 saat harcaması gerekir (ACS hesaplayıcısına göre). Farazi bir 8m'lik Hubble teleskobunun ise sadece 30 dakikaya ihtiyacı vardır.
Bu hesaplamalardan da açıkça görülmelidir ki gözlenen alanı azaltmak silik nesnelerin gökaydınlığından daha rahat ayırt edilmesini sağlar. Fakat uyarlanabilir optik teknikleri sadece kızılötesi bölgede çalışır ve bu bölgede gökyüzü çok daha aydınlıktır. Uzay teleskoplarında görüntü alanını kısıtlamak gibi bir sorun yoktur, zira gök aydınlığı onları etkilemez.
Uyarılmış Gök Aydınlığı
Yüksek-güçlü radyo sinyalleri kullanılarak Dünya’nın iyonosferinde gök aydınlığını uyarmak deneyler yapılmıştır. Bu radyo dalgaları iyonosferle etkileşerek zayıf ama görülebilir belirli dalga boylarındaki optik ışınları uyarırlar.
Gök Aydınlığının Öteki Güneş Sistemi Gezegenlerinde Gözlemlenmesi
Venus Express adlı uzay aracı Venüs’ün üst atmosferinde kızılötesine yakın ışık yayılımları tespit etti. Bu yayılım nitrik oksit (NO) ve moleküler oksijenden geliyordu. Bilim insanları benzer bir olayı laboratuvarda gözlemledi: NO üretimi sırasında morötesi ve kızılötesine yakın yayılımlar gözlemlediler. Bu gözleme kadar atmosferde oluşan kızılötesine yakın ışımalar sadece teorikti.
Daha çok bilgi için
Kaynakça
- ^ A. B. Meinel (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky I". Astrophysical Journal. Cilt 111. s. 555. Bibcode:1950ApJ...111..555M. doi:10.1086/145296.
- ^ A. B. Meinel (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky II". Astrophysical Journal. Cilt 112. s. 120. Bibcode:1950ApJ...112..120M. doi:10.1086/145321.
- ^ F. W. High; ve diğerleri. (2010). "Sky Variability in the y Band at the LSST Site". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 122 (892). ss. 722-730. Bibcode:2010PASP..122..722H. doi:10.1086/653715.
- ^ "Arşivlenmiş kopya". 12 Nisan 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 9 Nisan 2015.
- ^ High Energy Astrophysics: Particles, Photons and Their Detection Vol 1, Malcolm S. Longair,
- ^ Proc.Nat.Acad.Sci.USA, DOE:10.1073/phas.0808091106
- ^ Planetary Science, Elizabeth Wilson, , 87, 4, p. 11
Dış bağlantılar
- Description and Images27 Kasım 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Sky Brightness Information27 Şubat 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde . for
- Night-side Glow Detected at Mars Space.com interview24 Ekim 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- An improved signal-to-noise ratio of a cool imaging photon detector for Fabry - Perot interferometer measurements of low-intensity air glow by T P Davies and P L Dyson
- Space Telescope Imaging Spectrograph Instrument Handbook for Cycle 13
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Gok aydinligi veya gece aydinligi gezegen atmosferlerinin yaydigi cok zayif bir isiktir Dunya ele alinacak olursa bu olgu geceleri gokyuzunun hicbir zaman tamamen karanlikta kalmamasina neden olur Bu durum yildizlardan gelen isiklar ve gunes isinlarinin atmosferde yayilimi denklemden cikarildiginda dahi gecerlidir GelismeBu olgu ilk kez 1868 yilinda Isvecli bilim insani tarafindan belirlendi Bu olgu kesfedildiginden beri konu hakkinda laboratuvarlarda calisilmis ve surecin parcasi olan cesitli kimyasal reaksiyonlarin elektromanyetik enerji yaydigi gozlemlenmistir Bilim insanlari Dunya nin atmosferinde olabilecek sureclerden bazilarini belirlemis ve astronomsar bu enerji yayilimlarinin varligini dogrulamistir TanimiGok aydinligi ust atmosferdeki cesitli sureclerin sonucudur Gun boyu Gunes isinlari tarafindan elektriksel olarak yuklenmis molekullerin veya atomlarin eski konumlarina donmeleri kozmik isinlarin ust atmosfere carpmasi ve birkac yuz kilometre yukseklikte ana olarak oksijen ve nitrojen molekullerinin hidroksil iyonlariyla reaksiyonu bu sureclere ornek olarak verilebilir Gunes ten gelen daginik isiklardan dolayi bu olgu gunduzleri fark edilemez En gelismis teknolojilere sahip gozlemevlerinde bile gok aydinligi teleskoplarin hassasligini gorulebilir dalga boylarinda kisitlar Kismen bu sebepten dolayi uzaya konuslandirilmis Hubble Uzay Teleskobu gibi teleskoplar gorunur dalga boylarinda dunya yuzeyindeki teleskoplardan silik belirsiz nesneleri gozlemlemede cok daha iyidir Geceleri gok aydinligi ciplak gozle gorulmeye yetecek kadar parlak olabilir ve genellikle mavimsi renktedir Gok aydinligi yayilimi oldukca duzenli olmasina ragmen yerdeki bir gozlemciye en parlak ufuk cizgisinin 10 derece yukarisinda gorunur Bunun nedeni biri ne kadar yatay bakarsa o kadar derin bir gokyuzune bakmis olur Ancak cok dusuk acilarda atmosferik radyasyon azalimi gok aydinliginin gorunur parlakligini dusurur Gok aydinligi olusma mekanizmalarindan biri nitrojen atomunun oksijen atomuyla birlesip nitrik oksit NO olusturmasidir Bu surec sirasinda bir foton yayilir ve bu fotonun dalga boyu nitrik oksidin karakteristik dalga boylarindan biridir Gunes enerjisi ust atmosferde bulunan nitrojen N2 ve oksijen O2 molekullerini atomlarina ayristirdigindan dolayi bu islem icin gerekli olan serbest halde atomlar mevcuttur Ve bu atomlar birbirleriyle tepkimeye girip nitrik oksit olusturabilir Gok aydinligina neden olabilecek diger atom veya molekullere hidroksil OH molekuler oksijen O sodyum Na and lityum Li ornek olarak verilebilir bknz Gokyuzunun parlakliginin birimi genel olarak astronomik buyuklukler bolu saniyenin aci olucusu karesidir Etkilerinin hesaplanmasiOncelikle gorunur buyuklukleri foton akilarina cevirmemiz lazim bu acikca kaynagin spektrumuna tayf baglidir ama bunu baslangicta goz ardi edelim Gorunur dalga boylarinda S0 V diyaframin santimetre karesi ve dalga boyunun mikrometresi basina dusen sifirinci kadir parlaklik birimi yildizlari tarafindan olusan guc miktari parametresine ihtiyacimiz vardir S0 V 4 0 10 12 displaystyle S 0 V 4 0 times 10 12 W cm 2 µm 1 Ornegin V 28 yildizi normal bir V bandi filtresinden B 0 2 displaystyle B 0 2 µm bant genisligi frekansi n 6 1014 displaystyle nu sim 6 times 10 14 Hz gozlemlenirse teleskop aparatina saniyede santimetrekareye dusen foton sayisi Ns displaystyle N s Ns 10 28 2 5 S0 V Bhn displaystyle N s 10 28 2 5 times frac S 0 V times B h nu burada h displaystyle h planck sabiti hn displaystyle h nu ise tek bir fotonun enerjisidir V bandinda aysiz bir gecede yuksek irtifa gozlemevinde gok aydinligindan gelen yayilim V 22 dir saniye kare basina Mukemmel gozlem kosullarinda bir yildizin goruntusu boylamasina 0 7 saniye ve alani 0 4 saniye karedir Yani gok aydinligindan gelen yayilim V 23 e karsilik gelir Foton sayisini hesaplayacak olursak Na displaystyle N a Na 10 23 2 5 S0 V Bhn displaystyle N a 10 23 2 5 times frac S 0 V times B h nu Karada bulunan bir gozlemevinde A displaystyle A alanli bir teleskopta sinyalin gurultuye orani Poisson istatistigine gore kayiplari ve deektorun gurultusunu ihmal edersek S N A NsNs Na displaystyle S N sqrt A times frac N s sqrt N s N a dir Eger 10 m capli karada bulunan ideal bir teleskop ve cozumlenmemis bir yildiz varsayarsak her saniye buyutulmus yildiz goruntusunden 35 gok aydinligindan ise 3500 foton gelir Boylece bir saatte yaklasik 1 3 107 3500 displaystyle 1 3 times 10 7 pm 3500 foton gok aydinligindan 1 3 105 displaystyle 1 3 times 10 5 kaynaktan yildizdan gelir boylece S N orani yaklasik 35 olur Bunu maruz kalma zamani hesaplayicilariyla bulunan gercek cevaplarla kiyaslayabiliriz 8m lik VLT teleskobu FORS 24 Mayis 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde hesaplayicisina gore 40 saatlik bir gozlem sonucu V 28 e ulasilir Ancak Hubble in ayni gozlem icin sadece 4 saat harcamasi gerekir ACS hesaplayicisina gore Farazi bir 8m lik Hubble teleskobunun ise sadece 30 dakikaya ihtiyaci vardir Bu hesaplamalardan da acikca gorulmelidir ki gozlenen alani azaltmak silik nesnelerin gokaydinligindan daha rahat ayirt edilmesini saglar Fakat uyarlanabilir optik teknikleri sadece kizilotesi bolgede calisir ve bu bolgede gokyuzu cok daha aydinliktir Uzay teleskoplarinda goruntu alanini kisitlamak gibi bir sorun yoktur zira gok aydinligi onlari etkilemez Uyarilmis Gok AydinligiYuksek guclu radyo sinyalleri kullanilarak Dunya nin iyonosferinde gok aydinligini uyarmak deneyler yapilmistir Bu radyo dalgalari iyonosferle etkileserek zayif ama gorulebilir belirli dalga boylarindaki optik isinlari uyarirlar Gok Aydinliginin Oteki Gunes Sistemi Gezegenlerinde GozlemlenmesiVenus Express adli uzay araci Venus un ust atmosferinde kizilotesine yakin isik yayilimlari tespit etti Bu yayilim nitrik oksit NO ve molekuler oksijenden geliyordu Bilim insanlari benzer bir olayi laboratuvarda gozlemledi NO uretimi sirasinda morotesi ve kizilotesine yakin yayilimlar gozlemlediler Bu gozleme kadar atmosferde olusan kizilotesine yakin isimalar sadece teorikti Daha cok bilgi icinKutup isiklariKaynakca A B Meinel 1950 OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky I Astrophysical Journal Cilt 111 s 555 Bibcode 1950ApJ 111 555M doi 10 1086 145296 A B Meinel 1950 OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky II Astrophysical Journal Cilt 112 s 120 Bibcode 1950ApJ 112 120M doi 10 1086 145321 F W High ve digerleri 2010 Sky Variability in the y Band at the LSST Site The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 122 892 ss 722 730 Bibcode 2010PASP 122 722H doi 10 1086 653715 KB1 bakim Digerlerinin yanlis kullanimi link Arsivlenmis kopya 12 Nisan 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 9 Nisan 2015 High Energy Astrophysics Particles Photons and Their Detection Vol 1 Malcolm S Longair ISBN 0 521 38773 6 Proc Nat Acad Sci USA DOE 10 1073 phas 0808091106 Planetary Science Elizabeth Wilson Chemical amp Engineering News 87 4 p 11Dis baglantilarDescription and Images27 Kasim 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde Sky Brightness Information27 Subat 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde for Night side Glow Detected at Mars Space com interview24 Ekim 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde An improved signal to noise ratio of a cool imaging photon detector for Fabry Perot interferometer measurements of low intensity air glow by T P Davies and P L Dyson Space Telescope Imaging Spectrograph Instrument Handbook for Cycle 13